En introduktion til sorte huller

Sorte huller er genstande i universet med så meget masse fanget inden for deres grænser, at de har utroligt stærke tyngdefelter. Faktisk er tyngdekraften i et sort hul så stærk, at intet kan undslippe, når det er gået inde. Ikke engang lys kan undslippe et sort hul, det er fanget inde sammen med stjerner, gas og støv. De fleste sorte huller indeholder mange gange massen af ​​vores sol, og de tungeste kan have millioner af solmasser.

På trods af al den masse er den egentlige singularitet, der udgør kernen i det sorte hul, aldrig blevet set eller afbildet. Det er, som ordet antyder, et lille punkt i rummet, men det har en masse masse. Astronomer er kun i stand til at studere disse objekter gennem deres virkning på det materiale, der omgiver dem. Materialet omkring det sorte hul danner en roterende disk, der ligger lige uden for et område kaldet "begivenhedshorisonten", som er tyngdepunktet uden tilbagevenden.

Den grundlæggende "byggesten" i det sorte hul er singulariteten: et præcist område i rummet, der indeholder hele det sorte huls masse. Omkring det er et område i rummet, hvorfra lys ikke kan undslippe, hvilket giver det "sorte hul" sit navn. Den ydre "kant" af denne region er det, der danner begivenhedshorisonten. Det er den usynlige grænse, hvor trækningen i tyngdefeltet er lig med lysets hastighed. Det er også hvor tyngdekraften og lyshastigheden er afbalanceret.

Begivenhedshorisontens position afhænger af det sorte huls tyngdepunkt. Astronomer beregner placeringen af ​​en begivenhedshorisont omkring et sort hul ved hjælp af ligningen R_s = 2 GM / c². R er singularitetens radius, G er tyngdekraften, M er massen, c er lysets hastighed.

Der er forskellige typer sorte huller, og de kommer på forskellige måder. Den mest almindelige type er kendt som et stjernemasse sort hul. Disse indeholder omtrent op til et par gange massen af ​​vores sol og dannes når de er store hovedsekvens stjerner (10 - 15 gange massen af ​​vores sol) løber tør for nukleart brændstof i deres kerner. Resultatet er et massivt supernovaeksplosion der sprænger stjernernes ydre lag til rummet. Det, der er tilbage, kollapser for at skabe et sort hul.

De to andre typer sorte huller er supermassive sorte huller (SMBH) og mikrosorte huller. En enkelt SMBH kan indeholde massen af ​​millioner eller milliarder af solskin. Mikrosorte huller er som navnet antyder meget små. De har måske kun 20 mikrogram masse. I begge tilfælde er mekanismerne for deres oprettelse ikke helt klare. Mikro sorte huller findes i teorien, men er ikke blevet direkte fundet.

Supermassive sorte huller viser sig at findes i kerne i de fleste galakser, og deres oprindelse diskuteres stadig varmt. Er det muligt det supermassive sorte huller er resultatet af en fusion mellem mindre sorte huller i stjernemassen og andet stof. Nogle astronomer antyder, at de muligvis kan oprettes, når en enkelt stærkt massiv (hundreder af solens masse) stjerne kollapser. Uanset hvad er de massive nok til at påvirke galaksen på mange måder, lige fra virkninger på stjernefødselhastigheder til kredsløb af stjerner og materiale i deres nærhed.

På den anden side kunne mikrosorte huller oprettes under sammenstødet af to meget højenergipartikler. Forskere antyder, at dette sker kontinuerligt i den øvre atmosfære af Jorden og sandsynligvis vil ske under partikelfysikforsøg på steder som CERN.

Da lys ikke kan undslippe fra området omkring et sort hul, der er påvirket af begivenhedshorisonten, kan ingen virkelig "se" et sort hul. Astronomer kan dog måle og karakterisere dem ud fra de effekter, de har på deres omgivelser. Sorte huller, der er i nærheden af ​​andre objekter, har en tyngdekrafteffekt på dem. For det første kan masse også bestemmes af bane af materiale omkring det sorte hul.

I praksis dedikerer astronomer tilstedeværelsen af ​​det sorte hul ved at studere, hvordan lys opfører sig omkring det. Sorte huller, som alle massive genstande, har nok tyngdekraften til at bøje lysets vej, når den passerer. Når stjerner bag det sorte hul bevæger sig i forhold til det, vil lyset, der udsendes af dem, vises forvrængt, eller stjernerne ser ud til at bevæge sig på en usædvanlig måde. Fra denne information kan positionen og massen af ​​det sorte hul bestemmes.

Dette er især synligt i galakse-klynger, hvor den kombinerede masse af klyngerne, deres mørke stof og deres sorte huller skaber mærkeligt formede buer og ringe ved at bøje lyset fra fjernere objekter, når det går forbi.

Astronomer kan også se sorte huller ved den stråling, det opvarmede materiale omkring dem afgiver, såsom radio- eller røntgenstråler. Materialets hastighed giver også vigtige spor til egenskaberne ved det sorte hul, det prøver at undslippe.

Den sidste måde, hvorpå astronomer muligvis kunne registrere et sort hul, er gennem en mekanisme kendt som Hawking stråling. Opkaldt efter den berømte teoretiske fysiker og kosmolog Stephen Hawking, Hawking-stråling er en konsekvens af termodynamik, der kræver, at energi slipper ud fra et sort hul.

Den grundlæggende idé er, at sagen på grund af naturlige interaktioner og svingninger i vakuumet skabes i form af et elektron og et anti-elektron (kaldet en positron). Når dette sker i nærheden af ​​begivenhedshorisonten, vil den ene partikel blive kastet væk fra det sorte hul, mens den anden falder ned i tyngdepunktsbrønden.

For en observatør er alt, hvad der "ses", en partikel, der udsendes fra det sorte hul. Partiklen kan ses som at have positiv energi. Dette betyder ved symmetri, at den partikel, der faldt ned i det sorte hul, ville have negativ energi. Resultatet er, at når et sort hul ældes, mister det energi og mister derfor masse (ved Einsteins berømte ligning, E = MC², hvor E= Energi, M= masse og C er lysets hastighed).

Redigeret og opdateret af Carolyn Collins Petersen.